Evolução Estelar
Prof. Dr. Tibério Borges Vale
Universidade Federal Fluminense Campus de Santo Antônio de Pádua/RJ
Palestra apresentada no
Instituto Federal do Sudeste de Minas Gerais Campus de Juiz de Fora/MG
Índice
●
Formação Estelar
●
Equilíbrio Hidrostático
●
Tempo de vida das estrelas
●Radiação de Corpo Negro
●Espectroscopia
●
Diagrama HR
●
Aglomerados de estrelas
●Evolução Estelar
Formação estelar
Estrelas se formam dentro de
concentrações relativamente densas de gás e poeira interestelar (nuvens moleculares).
Temperatura 10-20 K (favorece a aglomeração e formação de CO e H2);
A massa destas regiões é da ordem de 105 vezes a Massa Solar;
A densidade é de 10-24g/m-3;
A formação estelar inicia quando as regiões mais densas colapsam devido a auto-gravidade;
Formação estelar: Proto-estrelas
Estrelas jovens evoluem a partir de um aglomerado de proto-estrelas
mergulhadas nas regiões centrais de uma nuvem molecular e se tornam um aglomerado de estrelas T-Tauri;
A superfície quente e ventos estelares fortes aquecem o gás à sua volta e formam uma região HII.
Posteriormente, o aglomerado se quebra, o gás é expelido.
Formação estelar:Critério de Jeans
O tempo de colapso é da ordem de 100 milhões de anos;
Peso molecular médio ~1
É uma equação pesada para valores típicos.
Formação estelar:Proto-estrela
R: Ocorre a fragmentação da nuvem
Uma vez que um fragmento se destaca das outras partes da região de formação estelar, podemos considerá-lo como um objeto bem definido, com identidade própria e campo gravitacional destacado do restante da nuvem.
- Proto-estrela;
Leia mais em:
Uma parte mais densa da nuvem molecular colapsa gravitacionalmente, destacando-se da nuvem. A conservação do momento angular lhe dará a forma de um disco em rotação;
A região central é mais densa e quente e forma a proto-estrela. O disco em rotação evolui mais lentamente e forma um sistema planetário. A matéria continua a cair em direção à proto-estrela aumentando (muito) seu tamanho. A protoestrela, inicialmente, tem ~1% de sua massa final
A queda de matéria em direção ao centro é interrompida quando iniciam-se as reações de fusão nuclear no centro da proto-estrela. O que produz um forte cento de radiação e partículas a partir da mesma.
Formação estelar:Proto-estrela
Videos 2 (2:45), 3 (17:00) e 4 (0:40)
Por que as estrelas brilham?
As estrelas brilham porque são quentes.
Emitem radiação térmica (radiação de corpo negro) O calor "vaza" através de suas fotosferas
Luminosidade = taxa de perda de energia
Para permanecerem quentes as estrelas precisam repor a energia perdida, do contrário esfriariam.
Duas fontes de energia disponíveis:
contração gravitacional (durante algum tempo...)
fusão termonuclear (a maior parte do tempo): 4 núcleos de
hidrogênio (4 prótons) se fundem para formar 1 núcleo de hélio.
Propriedades
Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transmutação de elementos através de reações nucleares, isto é, da fusão nuclear de hidrogênio em hélio e, posteriormente, em elementos mais pesados.
As estrelas tem massas entre 0,08 e 100 (140) vezes a massa do Sol.
Temperaturas efetivas entre 2500 K e 30 000 K. Luminosidades desde 10-4 até 106 L
Sol; Raios desde 10-2 até 103 R
Tempo de vida das estrelas
O tempo de vida de uma estrela é a razão entre a
energia que ela tem disponível e a taxa com que ela
gasta essa energia, ou seja, sua luminosidade.
Como a luminosidade da estrela é tanto maior quanto
maior é a sua massa, resulta que o tempo de vida é
controlado pela massa da estrela: quanto mais
massiva a estrela, mais rapidamente ela gasta sua
energia, e menos tempo ela dura.
Tempo de vida do Sol
Constante solar = energia/segundo/área que chega à Terra = 1367 watts/m².
Distância Terra-Sol = 150 milhões de quilômetros. Isso leva a:
Luminosidade do Sol = 3,9 x 1026 watts! Para manter essa luminosidade:
600 milhões de toneladas de H convertidas em He a cada segundo
Dessas 600, aproximadamente 4 (=0,7% de 600) são convertidas em energia
Quanta energia o Sol tem disponível?
O Sol contém 2 x 1021 milhões de toneladas de H
Apenas 10% da massa do Sol (a região do núcleo) é quente o suficiente para a fusão ocorrer
Logo:
E = 0,007(%) x 10(%) x 1030 kg x (3 x 108 m/s)2 = 1,26 x 1044 J.
Juntando tudo, encontramos:
Tempo de vida = 1,26 x 1044 J / 3,9 x 1026 J/s = aprox. 10 bilhões de anos
Tempo de vida para as demais estrelas
Tempo de vida = Energia interna/ Luminosidade
Energia interna:
Energia nuclear: EN ~ M c2
Luminosidade:
Em geral: L ~ M3
Portanto: tempo de vida ~ M-2
Em relação ao tempo de vida do Sol: test/tSol = (Mest/MSol)-2
Radiação de Corpo Negro
Corpo negro: corpo que absorve toda a
radiação que incide sobre ele, sem refletir nada;
Toda a radiação emitida pelo corpo negro é
devido à sua temperatura;
Estrelas emitem radiação de forma parecida
com a de corpos negros (Temperatura);
Radiação de corpo negro = radiação térmica :
depende apenas da temperatura do corpo,
seguindo as leis de Stefan-Boltzmann, de Wien e
de Planck.
Lei de Stephan-Boltzmann:
“O Fluxo na superfície de um corpo negro é
proporcional à quarta potência da temperatura
efetiva do corpo.”
=
Determinando a Luminosidade da estrela podemos
determinar a sua temperatura;
Lei de Planck:
“A radiação eletromagnética se propaga de forma
quantizada, em "pacotes" ou "quanta" de energia
E =hν ”
Mecânica Quântica+ Mecânica Estatística
Lei de Planck
- Qualquer corpo em equilíbrio termodinâmico emitirá
fótons com uma distribuição de comprimentos de
onda dados pela Lei de Planck;
- Esta é a
radiação de corpo negro
Lei de Wien:
O comprimento de onda em
que um corpo negro tem o
pico da radiação é
inversamente proporcional à
sua temperatura.
Espectroscopia
“Espectroscopia é o estudo da luz através de suas
componentes, que aparecem quando a luz passa
através de um prisma ou de uma rede de difração”
À intensidade da luz em diferentes comprimentos de onda, chamamos de espectro. Quase todas as informações sobre as propriedades físicas de um objeto podem ser obtidas a partir de seu espectro.
Espectroscopia
1) Um corpo opaco quente,
sólido, líquido ou gasoso,
emite um espectro contínuo.
Ex.
Filamento de uma lâmpada incandescente; Lava de um vulcão;
Estrela
Espectroscopia
2) Um gás transparente
produz um espectro de linhas
de emissão brilhantes. O
número e a posição destas
linhas depende dos elementos
químicos presentes no gás.
Ex.
Filamento de uma lâmpada fluorescente
Espectro da nebulosa Eta-Carina
Espectroscopia
3) Se um espectro contínuo
passar por um gás à temperatura
mais baixa, o gás frio causa a
presença de linhas escuras
(absorção). O número e a
posição destas linhas depende
dos elementos químicos
presentes no gás.
Leis de Kirchhoff:
Espectroscopia
Diferentes tipos de estrelas
Mais Quentes: no topo
Um espectro contínuo é o
resultado de diversos espectros
de linha superpostos!
O
h!
B
e
A F
ine
G
irl,
K
iss
M
e!
Exemplos de tipos: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/SpTypes/index.html
O diagrama HR (Hertzsprung Russel)
É relação existente entre a
luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial.
O Diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) foi descoberto independentemente por:
– Ejnar Hertzsprung, em 1911 (Dinamarca)
– Henry Norris Russell, em 1913 (EUA)
Seqüência Principal: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. As estrelas da SP têm, por definição, classe de luminosidade V, e são chamadas de anãs.
Desde estrelas quentes e muito luminosas até
estrelas frias e pouco luminosas.
Gigantes: estrelas frias e luminosas. Pertencem à classe de luminosidade II ou III.
Supergigantes: classe de luminosidade I.
Anãs Brancas: estrelas quentes e pouco luminosas
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SWF
Aglomerados Estelares
As estrelas de um
aglomerado estelar
formam-se da mesma nuvem de gás
e portanto tem a mesma
idade, a mesma composição
química e a mesma distância.
–
Aglomerados abertos
Aglomerados Globulares
Centenas de milhares de estrelas ~160 globulares na nossa galáxia.
Aglomerados Abertos
Têm dezenas a centenas de estrelas
O diagrama HR de Aglomerados
Globulares
Diagrama HR de Aglomerados Abertos da galáxia mostrando os turn-off points da sequencia principal em diferentes idades
A sequência principal
Uma vez começada a queima do hidrogênio no centro de uma
proto-estrela, ela evolui rapidamente, passa pela fase de T-Tauri (alguns milhões de anos) e se torna uma estrela da Seqüência principal;
A estrela passa a Maior parte de sua vida na seqüência
principal;
A estrela não anda na SP; A posição dela na SP do HR depende da massa inicial;
Evolução Estelar
Durante a SP a estrela converte H em He no seu núcleo;
O tempo de vida de uma estrela na SP depende de sua massa;
Se as estrela tiver menos de 0.8 MSol o tempo de vida do
Universo não é suficiente para ela ter saído da SP;
A sequência principal:
O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu
combustível nuclear, depende de duas coisas:
1) Binarismo: Se as estrela é simples ou se faz parte de um
sistema múltiplo (~60 % faz parte);
- Neste caso sua evolução depende tanto da massa quanto
da separação entre as estrelas, que determinará quando na
evolução as estrelas interagirão.
2) Massa inicial da estrela;
A evolução de 98% das estrelas para Anãs Brancas vem da
Função Inicial de Massa
IMF= n(M) ~ M
-2.35
- nascem 300 estrelas de 1 MSol para cada uma estrela de
10MSol (1^{-2.35}/10^{-2.35});
- 300 estrelas de 10 MSol para cada uma estrela de
100MSol.
Durante a formação, uma nuvem de gás se contrai, formando uma proto-estrela.
Quando a temperatura no núcleo fica suficientemente alta (8 milhões K) para iniciar reações nucleares estáveis, a proto-estrela torna-se uma estrela da SP, transformando hidrogênio em hélio no núcleo.
Se a massa for < 0,08 MSol=73 MJúpiter, ela será uma anã marrom. Não será uma estrela pois nunca terá reações nucleares transformando hidrogênio em hélio (Tnúcleo< 8 milhões K).
50 Anãs Marrons foram descobertas na nebulosa de Órion
a) o centro, onde ocorrem as reações de fusão de H em He; b) uma zona convectiva
c) uma zona radiativa.
Evolução estelar para diferentes massas
- Se a massa da estrela for entre 0,08 Msol e 0,45 MSol ela se tornará uma anã branca com núcleo de hélio.
Evolução estelar para diferentes massas
A vida do Sol na seqüência principal está estimada em 10 a 11
bilhões de anos.
Evolução estelar para diferentes massas
Quando as estrelas
consomem o hidrogênio
no núcleo, que
corresponde a
aproximadamente 10%
da sua massa total (50
000 km no Sol), elas
saem da seqüência
principal.
Como nenhuma energia nuclear é gerada no núcleo nesta fase,
ele se contrai rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta
um pouco.
Evolução estelar para diferentes massas
A geração de energia
nuclear passa a se dar
em uma camada externa
a este núcleo, com
aproximadamente 2 000
km de espessura, onde a
temperatura e a
densidade são suficientes
para manter as reações
nucleares.
As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade expandindo-se, e como a área superficial aumenta, sua temperatura diminui.
A luminosidade aumenta e a estrela torna-se mais vermelha, aproximando-se do ramo das gigantes no diagrama HR.
Quando o Sol atingir esta fase, daqui há 6,5 bilhões de anos, a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700 C, os oceanos ferverão, deixando a Terra seca.
Evolução estelar para diferentes massas
A atmosfera se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão se movendo a velocidades tão altas que escaparão da Terra.
No centro do Sol, a temperatura atingirá 100 milhões de Kelvin, e a reação triplo-α, (Salpeter), iniciará, combinando três núcleos de hélio (partículas α) em um núcleo de carbono.
Evolução estelar para diferentes massas
A massa do Sol não é suficiente para que a temperatura do núcleo alcance um 109 K, necessária para
queimar o carbono
Quando estas estrelas trans-formam o hélio nuclear em
carbono, elas saem do ramo das gigantes e passam para o ramo horizontal.
Leia Mais em: http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/rgb/rgb_evol.htm
Evolução estelar para diferentes massas
O Sol será então uma gigante vermelha, transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio em hélio em uma fina camada mais externa.
Quando o hélio nuclear for todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, as estrelas entram no ramo das
supergigantes, chamado também de Ramo Assintótico das
Gigantes (AGB).
Leia Mais em: http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/rgb/rgb_evol.htm
Evolução estelar para diferentes massas
Inicialmente, a maior parte da energia é produzida na camada rica em hidrogênio (externa), sendo a camada de hélio relativamente pequena.
Leia Mais em: http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/rgb/rgb_evol.htm
À medida em que a camada de hidrogênio deposita mais hélio, aumenta a produção de energia via fusão de hélio, levando a um evento explosivo chamado de pulso térmico.
Evolução estelar para diferentes massas
Evolução estelar para diferentes massas
Nesta fase aumenta de tamanho e luminosidade.
A estrela começa a produzir um vento de
partículas carregadas que dela se perdem. Há
portanto perda de massa pela estrela, que se desfaz de grande parte de suas regiões mais externas
Após passar outras centenas de milhares de anos no ponto superior direito deste diagrama, chamado de ramo gigante assintótico (AGB), a estrela ejetará uma
nebulosa planetária, e o núcleo remanescente será uma estrela anã branca.
Clownface Nebula Helix Nebula IC 418
NGC3132 NGC 6543 NGC 2440
Evolução estelar para diferentes massas
Evolução estelar para diferentes massas
Evolução estelar para diferentes massas
Evolução estelar para diferentes massas
Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 10 e 25 MSol, após a fase de supergigante ela ejetará a maior parte de sua massa em uma explosão de supernova, e terminará sua vida como uma estrela de nêutrons, com uma temperatura superficial acima de 1 milhão de graus K, massa de cerca de 1,4 MSol, e raio de cerca de 20 km.
Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol, e será um pulsar.
Quanto maior a massa das estrelas mais rápido elas evoluem: uma estrela de 10 massas solares sai da seqüência principal em 100 milhões de anos.
Evolução estelar para diferentes massas
10-25 M
SolEvolução estelar para diferentes massas
A explosão de supernova ocorre porque, após a formação do
núcleo de ferro, o núcleo colapsa violentamente em alguns
segundos, sob o peso de sua própria atração gravitacional,
sem ter outro combustível para liberar energia nuclear.
As camadas superiores, contendo aproximadamente 90% da
massa colapsam então sobre este núcleo, e após o
comprimirem até o limite das leis físicas, são empurradas para
fora com velocidades de milhares de quilômetros por segundo.
Tanta energia é liberada em um colapso de supernova que ela
brilha com a luminosidade de uma galáxia de 200 bilhões de
estrelas.
Evolução estelar para diferentes massas
Seqüência de fotos do pulsar da Nebulosa do Caranguejo, com período de 33 ms.
Simulação da aproximação a um pulsar, mostrando o feixe de luz orientado com os pólos magnéticos.
A detecção de pulsares é estatística
10-25 M
SolEvolução estelar para diferentes massas
Evolução estelar para diferentes massas
Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 MSol, após a fase de supernova restará um buraco negro, com massa da ordem de 6 MSol, e raio do horizonte de 18 km.
O raio do horizonte, ou raio de Schwarzschild é a distância ao buraco negro dentro da qual nem a luz escapa:
Rsch=2GM / c2
Não há, ainda, evidencias claras da detecção de buracos negros estelares.
Para algumas estrelas massivas, os modelos de deflagração da explosão de supernova prevêem dispersão total da matéria.
Portanto, todos nós somos “poeira das estrelas”!!
FIM
Obrigado!
Espectro de linhas: como se formam as linhas espectrais?
- Esses elétrons não poderiam estar parados, pois eles cairiam em direção ao núcleo devido à atração coulombiana, então Rutherford propôs que os elétrons estariam girando em torno do núcleo em órbitas circulares.
- No entanto, isso não resolvia o problema da estabilidade do núcleo, pois cargas elétricas aceleradas emitem energia, e a perda de energia faria os elétrons espiralarem rapidamente em direção ao núcleo, emitindo radiação em todos os comprimentos de onda e tornando os átomos instáveis;
Rutherford, Geiger e Marsden fizeram vários experimentos em 1909 bombardeando folhas de ouro com partículas alfa (íons de hélio). - Uma em cada 20 000 partículas incidentes eram refletidas na mesma direção de incidência;
- Átomos são formados por um pequeno núcleo, com carga elétrica positiva rodeado por uma nuvem de elétrons (q -);
Espectro de linhas: como se formam as linhas espectrais?
Em 1900, o cientista alemão Max
Planck (1858-1947) desenvolveu o
modelo da
quantização da luz,
segundo o qual a matéria emite luz em
pacotes
de
energia,
que
ele
denominou quanta.
a) Uma partícula colide com o átomo (1) quese excita, fazendo com que seu elétron pule para um nível de maior energia (2).
b) o elétron volta para seu nível de energia original, liberando a energia extra na forma de um fóton de luz (3).
A figura mostra um átomo constituído de um núcleo e um elétron (bolinha azul) em meio a várias partículas (bolinhas amarelas).
Espectro de linhas: Níveis de Energia do Hidrogênio
- Para cada elétron existe um certo nível de energia (órbita) ;
- As únicas órbitas possíveis são aquelas cujo perímetro é igual a um número inteiro de comprimentos de onda do elétron;
n=1,2,3...
- o elétron ganha ou perde energia "saltando" de um nível para outro de maior ou menor energia;
- quando o elétron absorve luz (saltando para um nível de maior energia) ele produz uma linha de absorção;
- quando o elétron emite luz (saltando para um nível de menor energia) ele produz uma linha de emissão;
Diferença entre dois níveis de energia:
Então:
Como:
Logo:
Onde 13,6 eV é a energia necessária para arrancar o elétron do átomo de
hidrogênio (ionização). O comprimento de onde de um fóton com essa energia é 912 Å.
Somente fótons com energia igual à diferença de energia entre dois
níveis atômicos podem ser emitidos ou absorvidos;
Energia de ligação nuclear
Energia de ligação nuclear por total de núcleons (p+n): máximo
no Fe
56Espectros estelares
Estrelas emitem um espectro contínuo com linhas de absorção.
Contínuo:
é gerado na sua superfície visível (fotosfera)
tem forma similar à de um corpo negro com a temperatura da fotosfera.
a cor de uma estrela depende de sua temperatura (Lei de Wien); estrelas quentes aparecem azuis (T=10 000-50 000 K);
estrelas "mornas" aparecem amareladas (T~6000K) ; estrelas frias aparecem vermelhas (T~3000K);
Linhas de absorção:
São geradas nas atmosfera fina logo acima da fotosfera;
Sua presença depende dos elementos ali presentes e da temperatura da estrela;
Aproximadamente em 1900 - Annie Jump Cannon: classificou os espectros de 225 000 estrelas até magnitude 9. Publicou a classificação no Henry Draper Catalogue, entre 1918 e 1924.
Aspectos principais da classificação:
- Baseia-se nas intensidades relativas das linhas de absorção presentes essa intensidade está associada à temperatura da estrela, logo é uma classificação de temperatura;
- Em ordem decrescente de temperatura, as classes espectrais são: O, B, A, F, G, K, M;
- Cada classe se subdivide em 10: de 0 a 9 (..., A0,A1,A2,...,A9,F0,F1,..) sendo 0 a mais quente dentro da classe e 9 a mais fria.
Espectros estelares: Classificação em Luminosidade
Baseia-se nas larguras das linhas de absorção do espectro. que dependem fortemente da gravidade superficial, diretamenterelacionada à luminosidade pelo raio
Linhas de aborção são sensíveis à pressão do gás: Ficam mais largas conforme a pressão aumenta.
Estrelas grandes têm pressão menor. Estrelas pequenas têm pressão maior. Portanto:
Estrelas grandes têm linhas de absorção estreitas. Estrelas pequenas têm linhas de absorção alargadas.
Estrelas grandes são mais brilhantes à mesma temperatura que um estrela pequena.
Espectros estelares: Classificação em Luminosidade
Ia - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia)
Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) III - gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III)
IV - subgigantes. Exemplo: Acrux ( Crucis - B1IV) V - anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V)
A Relação Massa-Luminosidade
As massas das estrelas podem ser determinadas no caso de estrelas binárias, aplicando-se a Terceira Lei de Kepler.
Essas observações têm mostrado que as massas das estrelas aumentam de baixo para cima ao longo da seqüência principal
As massas das estrelas variam entre 0,08 e 100 (140) massas solares, ao passo que as luminosidades das estrelas variam entre 10-4 e 106
vezes a luminosidade do sol.
Extremos de luminosidade,
raios e densidades
A luminosidade de uma estrela é proporcional à sua temperatura efetiva na 4a potência e ao seu
Seqüência Principal: A maioria das estrelas (85%), incluindo o Sol, se encontram na Seqüência Principal.
L=10-2 a 106 L
Sol T=2500 a > 50000 K R=0.1 a 10 RSol ρ ~ ρSol
Gigantes : Grandes mas frias com um grande intervalo de
luminosidades
L = 103 a 105 L
Sol T < 5000 K R = 10 a 100 RSol
Supergigantes: São as estrelas maiores, no topo do diagrama HR,
com grande intervalo de temperatura efetiva mas relativamente pequeno intervalo de luminosidade
L = 105 a 106 L
Sol T = 3000 a 50000 K R ~ 103 Rsol ρ ~10-7 ρSol
Extremos de luminosidade,
raios e densidades
Betelgeuse, a segunda estrela mais brilhante da constelação do Órion (a mais brilhante é Rigel a 800 a.l.) está a uma distância de cerca de 600 anos-luz. Sua luminosidade é 14 000 vezes maior que a do Sol, embora tenha somente 20 vezes sua massa. Seu raio é de cerca de 1000 vezes o raio do Sol.
Betelgeuse
Rigel
Extremos de luminosidade,
raios e densidades
• Anãs vermelhas e anãs marrons: As estrelas anãs vermelhas são muito menores e mais compactas do que o Sol.
– T ~ 2700 K – Mbol = + 13 – R ~ 1/10 RSol
– M ~ 1/10 da massa do sol, – ρ ~ 100 ρSol.
• Anãs brancas: Estrelas quentes mas pouco luminosas que ocupam
o canto inferior esquerdo do diagrama HR. Elas são muito mais fracas do que as estrelas da SP de mesma temperatura. Pela relação luminosidade-raio-temperatura, elas devem portanto ser muito menores do que as estrelas de mesma temperatura da SP.
– R ~ 0.01 RSol (~Tamanho da Terra!) – ρ ~ 107 ρágua
